本文關(guān)鍵詞： 活動 星系 統(tǒng)一 模型 射線　出處：《中國科學技術(shù)大學》2010年博士論文　論文類型：學位論文

【摘要】： 活動星系核(AGN)統(tǒng)一模型認為Seyfert 1和Seyfert 2星系的中心引擎結(jié)構(gòu)是相同的,他們之間所表現(xiàn)的不同類型主要是因為對觀測者的視角不同。在Seyfert 2星系中沒有發(fā)現(xiàn)寬的發(fā)射線是由于視線方向上幾何和光學厚的塵埃環(huán)的遮蔽引起的。對Seyfert 2星系的偏振觀測發(fā)現(xiàn)了隱藏的寬發(fā)射線是對統(tǒng)一模型最有力的支持。X射線可以用來測量Seyfert 2星系視線方向上塵埃環(huán)的吸收,因而也可以用來驗證統(tǒng)一模型。X射線照射到黑洞周圍的氣體如吸積盤或塵埃環(huán)上還會產(chǎn)生顯著的位于6.4 keV附近的鐵Ka熒光線輻射,這種熒光線輻射被認為是探測活動星系核內(nèi)區(qū)結(jié)構(gòu)的重要探針。我們在第一章綜述了統(tǒng)一模型和鐵Kα熒光線研究現(xiàn)狀。本文的工作正是圍繞著統(tǒng)一模型和鐵Kα熒光線的研究展開的,具體的結(jié)果如下： 在第二章中,我們研究兩類Seyfert 2星系(有無偏振的寬發(fā)射線)的核區(qū)遮蔽與統(tǒng)一模型的關(guān)系。我們選取了z0.06有偏振觀測的Seyfert 2星系樣本,其中29個Seyfert 2探測到了偏振的寬發(fā)射線,25個Seyfert 2沒有發(fā)現(xiàn)偏振的寬線,并比較了兩類Seyfert 2星系的X射線波段的吸收柱密度(NH),FX／F[OⅢ]比,和Fe Kα線等值寬度。這些觀測量可以做為核區(qū)遮蔽的指示器。我們發(fā)現(xiàn)對于高光度的Seyfert 2星系(L[OⅢ]1041 erg S-1),有偏振寬線Seyfert 2的NH要明顯的小于沒有偏振寬線的Seyfert 2,置信水平為92.3%：大部分NH1023.8cm-2的Seyfert 2有偏振的寬發(fā)射線(86%),而大于這個吸收柱密度時,有偏振寬線的Seyfert 2比例為54%。當比較它們的FX／F[OⅢ]和Fe Kα線等值寬度時,區(qū)別的顯著水平有所提高,分別為99.1%和95.3%。我們發(fā)現(xiàn)兩類Seyfert 2星系核區(qū)遮蔽的區(qū)別不是由于觀測的選擇效引起的。我們的結(jié)果第一次在高顯著水平上發(fā)現(xiàn),除了核區(qū)活動性,塵埃環(huán)的遮蔽對探測偏振的寬線有很大的影響。我們的結(jié)果可以在統(tǒng)一模型的框架下得到解釋,即塵埃環(huán)的傾角越大,X-ray吸收越強,對寬線散射屏的遮蔽也越嚴重。 在第三章中,我們詳細研究了Seyfert 2星系NGC 7590的核區(qū)遮蔽性質(zhì)。NGC 7590的偏振觀測沒有發(fā)現(xiàn)隱藏的寬線區(qū),而之前低分辨率的ASCA觀測認為這個星系幾乎沒有X射線吸收(NH9×1020 cm-2),與統(tǒng)一模型的預言不一致。我們利用最新的XMM-Newton衛(wèi)星對NGC 7590的觀測,發(fā)現(xiàn)其X-ray輻射由核外的極亮X射線源(ULX)和延展的寄主星系的輻射主導。與寄主星系的輻射相比,核區(qū)輻射非常弱。利用XMM-Newton測量的核區(qū)2-10 keV流量,我們發(fā)現(xiàn)NGC 7590的FX／F[OⅢ]非常小(0.1),表明NGC 7590很可能是康普頓厚的。 在第四章中,我們利用Chandra高能光柵(HEG)的觀測,系統(tǒng)研究了36個低吸收(NH1023 cm-2)活動星系核的窄Fe Ka熒光發(fā)射線的特征。我們在33個AGN中探測到了Fe K線輻射,其線心能量分布集中在～6.4 keV,其中80%的測量位于6.38-6.43 keV。因此,我們證實了AGN中窄Fe Ka線是普遍存在的,它們應起源于非常冷的、中性或低電離的物質(zhì)。此外,我們發(fā)現(xiàn)加權(quán)平均的Fe Kα線等值寬度(EW)為53±3 eV,其中70%測量的1σ上限100eV。對于有多次觀測的源,我們發(fā)現(xiàn)在誤差范圍內(nèi),觀測和觀測之間沒有明顯的線流量光變。我們可以限制27個源的Fe Ka線寬度,加權(quán)平均的半高全寬FWHM=2060±230 km S-1。我們比較了12個源的Fe Kα線寬與光學HβFWHM的關(guān)系。結(jié)果發(fā)現(xiàn)FWHM(Fe K)／FWHM(Hβ)的分布較廣,表明不同源的鐵線發(fā)射區(qū)相對于寬線區(qū)的尺度不盡相同。最后,利用HEG測量的窄Fe Ka線參數(shù),我們證實了EW和X-ray光度(Lx)的反相關(guān)關(guān)系(即X-ray Baldwin效應),以及EW和愛丁頓比(Lx／LEdd)的反相關(guān)關(guān)系。 在第五章中,我們分析了XMM-Newton于2003年對Seyfert 1.9星系NGC2992的觀測,發(fā)現(xiàn)其X射線流量處于迄今發(fā)現(xiàn)的最高態(tài)(為歷史最低2-10keV流量的23.5倍左右),并且在～5-7 keV波段有顯著的相對論性寬Fe Ka發(fā)射線特征。與低態(tài)的Suzaku數(shù)據(jù)相比,寬鐵K線的流量隨連續(xù)譜有相同幅度的光變,表明寬鐵K線與連續(xù)譜流量正相關(guān)。這種行為與其它活動星系核觀測到的寬鐵K線流量不隨連續(xù)譜變化正好相反。 第六章是全文的總結(jié)和未來研究的展望。
[Abstract]:Active galactic nuclei (AGN) unified model that center engine structure of Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies are the same, different types of performance between them is mainly because of the different perspective of the observer. In the galaxy Seyfert 2 was not found in the broad emission lines along the line of sight is due to shadowing the geometrical and optical thickness of dust ring the polarization observations of NGC 2. Seyfert discovered the secret of the broad lines of the unified model is the most powerful support.X ray can be used to measure the Seyfert 2 galaxies along the line of sight ring dust absorption, which can also be used to verify gas around the United Model of.X rays into the black hole as the accretion disk or torus, Ka produced significant fluorescent iron line near 6.4 keV radiation, the fluorescent radiation is considered as an important probe of AGN within the district structure. In the first chapter, we review The present situation of the unified model and the iron K alpha fluorescence line is studied. The work of this paper is focused on the study of the unified model and the Fe K alpha fluorescence line, and the specific results are as follows:
In the second chapter, we study two classes of Seyfert 2 galaxies (with no polarization broad rays) the nuclear obscuration and unified model. We selected the z0.06 polarization observations of galaxy Seyfert 2 samples, of which 29 Seyfert 2 to detect the polarization of the broad lines, 25 Seyfert 2 not found wide line polarization, absorption column density and compare the two kinds of Seyfert X ray band 2 Galaxy (NH), the FX / F[O III] ratio, equivalent and Fe K a line width. These measurements can be an indicator for nuclear obscuration. We found that the high luminosity of the galaxy Seyfert 2 (L[O 3]1041 ERG S-1), a 2 NH wide line polarization Seyfert was significantly smaller than no polarization wide line Seyfert 2, 92.3% confidence level: most of the NH1023.8cm-2 Seyfert 2 polarization broad lines (86%), and greater than the absorption column density, polarization wide line Seyfert 2 when the ratio of 54%. The comparison of their FX / F[O III and Fe] K a line equivalent width, significant difference increased, respectively 99.1% and 95.3%. we found that two Seyfert 2 galaxies are covered difference is not due to selection effect caused by observation. Our results found for the first time in the high level, in addition to nuclear the activity of the region, has a great influence on the dust shield ring probe polarization wide line. Our results can be explained in the framework of the unified model, namely the angle of dust ring is bigger, stronger absorption of X-ray, covering wide line scattering screen is more serious.
In the third chapter, we studied the Seyfert 2 Galaxy NGC 7590 nuclear obscuration polarization observations 7590 properties of.NGC no hidden broad line region, and before the ASCA low resolution observations that the galaxy almost no X ray absorption (NH9 * 1020 cm-2), is not consistent with the predictions using the unified model. Our new XMM-Newton satellite observations of the 7590 NGC, it is found that the X-ray radiation from outside the nuclear ultraluminous X-ray source X (ULX) radiation of the host galaxy and the extension of the LED. Compared with the radiation of the host galaxy, nuclear radiation is very weak. Measured by XMM-Newton nuclear region 2-10 keV flow, we found that NGC 7590 FX / F[O III] is very small (0.1), showed that NGC 7590 is likely to be Compton thick.
In the fourth chapter, we use the Chandra grating (HEG) high energy observation system of 36 low absorption (NH1023 cm-2) AGN narrow Fe Ka fluorescence emission line features in the 33 AGN. We detected the Fe K line, the distribution line of heart energy concentrated in the keV to 6.4 the 80% measure is located in 6.38-6.43 keV. so we confirmed that the Fe Ka AGN in the narrow line is widespread, they should be originated in the very cold, neutral or low ionized materials. In addition, we found that the equivalent Fe K alpha weighted average line width (EW) of 53 + 3 eV, of which 70% were measured the 1 sigma limit 100eV. for multiple observations of the source, we found that in the range of error, between observations and no obvious change of light flow line. We can limit the 27 source Fe Ka line width, the weighted average of the full width half maximum FWHM=2060 + 230 km S-1. we compared the Fe K alpha linewidth and light 12 A source The relationship between H beta FWHM. The results showed the FWHM (Fe K) / FWHM (H 3) the wide distribution shows that different source iron line emission zone relative to the broad line region of different scales. Finally, using HEG Fe Ka measurement of narrow line parameters, we confirmed that EW and X-ray spectrophotometry (Lx) the inverse correlation (X-ray, Baldwin, EW and Eddington effect) and the ratio (Lx / LEdd) anti correlated.
In the fifth chapter, we analyze the observations of Seyfert XMM-Newton in 2003 1.9 Galaxy NGC2992, found the X ray flow in the highest state found so far (23.5 times the lowest flow rate of 2-10keV or so), and in the 5-7 ~ keV band has significant relativity of wide Fe Ka emission line features compared to Suzaku data. With the low state, wide iron K line flow with continuous spectrum has the same magnitude of the light, that broad iron K line and continuous spectrum is positively related to the flow rate. This kind of behavior and other activities broad iron K line flow galaxies observed with continuous spectrum changes on the contrary.
The sixth chapter is the summary of the full text and the prospect of the future research.

【學位授予單位】：中國科學技術(shù)大學
【學位級別】：博士
【學位授予年份】：2010
【分類號】：P145.9

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本文編號：1465186